Sun | звезда, която се намира в центъра на нашата Слънчева система

Общи характеристики

Слънцето е звезда от главна последователност от тип G. Слънцето има около 99,86% от масата на Слънчевата система. Абсолютната звездна величина на Слънцето е +4,83. Смята се, че то е по-ярко от около 85% от звездите в галактиката Млечен път. Слънцето е звезда от популация I. Това означава, че то е богата на метали сравнително млада звезда.

Слънцето е най-яркият обект в небето на Земята. Видимата му звездна величина е -26,74. Светлината изминава разстоянието от хоризонта на Слънцето до хоризонта на Земята за 8 минути и 19 секунди.

Физика на Слънцето

Произход

Учените смятат, че Слънцето е започнало от много голям облак от прах и малки парчета лед преди около 4,567 милиарда години.

В центъра на този огромен облак гравитацията накара материала да се превърне в топка. След като то стана достатъчно голямо, огромното налягане вътре започна реакция на термоядрен синтез. Освободената при това енергия накара топката да се нагорещи и да заблести.

Енергията, излъчвана от Слънцето, отблъсква останалата част от облака от себе си и планетите се образуват от останалата част на този облак.

Как работи

• В самия му център атомите на водорода се сблъскват при висока температура и налягане, така че се сливат и образуват атоми на хелия. Този процес се нарича ядрен синтез.

Слънцето също може да се използва като източник на слънчева енергия.

Орбита

Слънцето и всичко, което обикаля около него, се намира в Млечния път. Слънцето обикаля около центъра на Млечния път. То поема всичко в Слънчевата система. Слънцето се движи със скорост 820 000 км в час. При тази скорост една пълна обиколка отнема 230 милиона години.

Видими характеристики

Тъй като Слънцето е изцяло газово, повърхностните характеристики се появяват и изчезват. Ако Слънцето се наблюдава през специален слънчев телескоп, могат да се видят тъмни области, наречени слънчеви петна. Тези области се дължат на магнитното поле на Слънцето. Слънчевите петна изглеждат тъмни само защото останалата част от Слънцето е много ярка.

Някои космически телескопи, включително и тези, които обикалят около Слънцето, са наблюдавали огромни дъги от слънчева материя, които внезапно се простират от Слънцето. Те се наричат слънчеви протуберанси. Слънчевите протуберанси са с различни форми и размери. Някои от тях са толкова големи, че Земята би могла да се побере в тях, а някои са с формата на ръце. Слънчевите изригвания също се появяват и изчезват.

Слънчевите петна, протуберансите и изригванията стават редки, след това многобройни и отново редки на всеки 11 години.

Фотосфера

Това е повърхността на Слънцето. Светлината, която Земята получава от Слънцето, се излъчва от този слой. Под този слой Слънцето е непрозрачно или непрозрачно за светлината.

Състав

Слънцето е съставено основно от водород и хелий. Всички елементи, по-тежки от водорода и хелия, представляват по-малко от 2 % от масата на Слънцето.

Химичният състав на Слънцето е получен от междузвездната среда. Водородът и по-голямата част от хелия в Слънцето са били получени в резултат на нуклеосинтеза при Големия взрив през първите 20 минути от съществуването на Вселената. По-тежките елементи са били получени от звезди, които са загинали преди образуването на Слънцето. По-тежките елементи са били освободени в междузвездната среда, когато звездата е експлодирала като свръхнова.

Атмосфера

Атмосферата на Слънцето се състои от пет слоя. Хромосферата, преходната област и короната са много по-горещи от външната фотосферна повърхност на Слънцето. Смята се, че вълните на Алфвен могат да преминават през нея, за да нагряват короната.

Зоната на минималната температура, най-хладният слой на Слънцето, се намира на около 500 километра над фотосферата. Температурата в нея е около 4 100 K (3 830 °C; 6 920 °F). Тази част на Слънцето е достатъчно хладна, за да позволи образуването на прости молекули като въглероден оксид и вода. Тези молекули могат да се видят на Слънцето със специални инструменти, наречени спектроскопи.

Хромосферата е първият слой на Слънцето, който може да се види, особено по време на слънчево затъмнение, когато Луната закрива по-голямата част от Слънцето и блокира най-ярката светлина.

Преходната област на Слънцето е частта от атмосферата на Слънцето между хромосферата и външната част, наречена корона. Тя може да се види от космоса с помощта на телескопи, които могат да засичат ултравиолетова светлина. Преходната област се намира между два много различни слоя. В долната си част той се допира до фотосферата и гравитацията оформя чертите му. В горната част преходният слой се допира до короната.

Короната е външната атмосфера на Слънцето и е много по-голяма от останалата част на Слънцето. Короната непрекъснато се разширява в пространството, образувайки слънчевия вятър, който изпълва цялата Слънчева система. Средната температура на короната и слънчевия вятър е около 1 000 000-2 000 000 K (1 800 000-3 600 000 °F). В най-горещите области тя е 8 000 000-20 000 000 K (14 400 000-36 000 000 °F). Не разбираме защо короната е толкова гореща. Тя може да се види по време на слънчево затъмнение или с инструмент, наречен коронограф.

Хелиосферата е тънката външна атмосфера на Слънцето, изпълнена с плазмата на слънчевия вятър. Тя се простира отвъд орбитата на Плутон до хелиопаузата, където образува граница, на която се сблъсква с междузвездната среда.

Затъмнения

Слънчевото затъмнение се появява, когато Луната се намира между Земята и Слънцето. Последното пълно слънчево затъмнение се случи на 26 декември 2019 г. и беше видимо от Саудитска Арабия, Индия, Суматра и Борнео, а частично затъмнение беше видимо в Австралия и голяма част от Азия.

Лунното затъмнение се случва, когато Луната премине през сянката на Земята, което може да се случи само по време на пълнолуние.Броят на лунните затъмнения в една година може да варира от 0 до 3. частичните затъмнения са малко повече от пълните затъмнения - 7 към 6.

Съдбата на слънцето

Астрофизиците твърдят, че нашето Слънце е звезда от главна последователност от тип G в средата на своя живот. След около един милиард години повишената слънчева енергия ще доведе до разрушаване на атмосферата и океаните на Земята. След още няколко милиарда години те смятат, че Слънцето ще стане по-голямо и ще се превърне в червена звезда гигант. Слънцето ще бъде до 250 пъти по-голямо от сегашния си размер, колкото 1,4 AU (210 000 000 км; 130 000 000 мили) и ще погълне Земята.

Съдбата на Земята все още е малка загадка. В дългосрочен план бъдещето на Земята зависи от Слънцето, а то ще бъде доста стабилно през следващите 5 милиарда години. Изчисленията показват, че Земята може да се премести на по-широка орбита. Това се дължи на факта, че около 30 % от масата на Слънцето ще се издуха от слънчевия вятър. В много дългосрочен план обаче Земята вероятно ще бъде унищожена, тъй като Слънцето увеличава размерите си. Звезди като Слънцето се превръщат в червени гиганти на по-късен етап. Слънцето ще се разшири отвъд орбитите на Меркурий, Венера, а вероятно и на Земята. Във всеки случай океанът и въздухът ще са изчезнали, преди Слънцето да стигне до този етап.

След като Слънцето достигне точката, в която вече не може да се увеличава, то ще загуби своите слоеве и ще се образува планетарна мъглявина. В крайна сметка Слънцето ще се свие до бяло джудже. След това, в продължение на няколкостотин милиарда или дори трилиона години, Слънцето ще изчезне до черно джудже.

Още четене

• Lang, Kenneth R. (2001). Енциклопедия на Кеймбридж за Слънцето. Cambridge University Press. ISBN 9780521780933.